Aula Nº. 4: OS PILARES DA COSMOLOGIA

1. Aula Nº. 4: OS PILARES DA COSMOLOGIA • Expansão do Universo • Nucleossíntese Primordial • Radiação de Fundo Cósmica

2. Kolb

3. RADIAÇÃO DE FUNDO CÓSMICA

4. A expansão do Universo e a lei de Hubble. • 1901, Vesto M. Slipher é contratado para trabalhar no Observatório Lowell. • durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luz vinda de estrelas e nebulosas. Percival Lowell

5. O espectro da luz

6. Espectro contínuo Tela Prisma fenda Lâmpada Espectro contínuo + linhas de absorção Fótons reemitidos Tela Prisma fenda Gás frio Lâmpada

7. Espectro contínuo Tela Prisma Lâmpada vermelho verde violeta linhas de emissão Tela Prisma Hidrogênio aquecido

8. Hidrogênio Sódio Hélio Neonio Mercúrio Espectro de emissão de alguns elementos conhecidos

9. A expansão do Universo e a lei de Hubble. • Em 1912 Slipher percebeu que as linhas espectrais de Andrômeda estavam no lugar errado, elas estavam deslocadas para o azul (região de menor comprimento de onda). Como interpretar o resultado de Slipher? V. M. Slipher

10. Efeito Doppler • 1842 - Efeito Doppler C = 300 000 km/seg Válido para v muito menor que c Christian Doppler Portanto a interpretação do resultado de Slipher é que Andrômeda está se aproximando de nós.

11. Hidrogênio  Variação de  Intensidade relativa Comprimento de onda (Angström)

12. Hidrogênio  Intensidade relativa Comprimento de onda (Angström)

13. A expansão do Universo e a lei de Hubble. • A velocidade de Andrômeda estimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg. • Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número que sobe para 25 em 1917. • Contrariamente ao que fora observado em Andrômeda a grande maioria apresentava velocidades positivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio Doppler medido em 1923, apenas 5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós. V. M. Slipher

14. Teoria

15. O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica • 1917 - primeiro modelo cosmológico relativista - modelo de Einstein. • características principais: homogêneo, isotrópico, curvatura positiva e estático. • constante cosmológica () “The most important fact that we draw from experience is that the relative velocities of the stars are very small as compared with the velocity of light”. A. Einstein Albert Einstein

16. O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica • Einstein considerava que seu modelo possuía as seguintes virtudes: • Era possível construir um modelo consistente para o universo usando a relatividade geral. • Relacionava  com densidade média da matéria; Estava em acordo com o princípio de Mach que relaciona a inércia (propriedade local) com a distribuição de matéria no cosmos. • Einstein acreditava ser esse o único modelo admitido pela relatividade geral que era estático e que estava em acordo com o princípio de Mach.

17. Efeito de Sitter • Em 1917 de Sitter (holandês) obtem novas soluções da Relatividade Geral com constante cosmológica, estacionárias, mas vazias ! • Efeito de Sitter: a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados em um Universo de de Sitter aumenta com a distância. Willem de Sitter

18. Modelo de Friedmann-Lemaître G. Lemaître • 1922 - Aleksander Aleksandrovich Friedmann (russo) obtem soluções expansionistas, sem  e com matéria das equações de Einstein. • O modelo de Friedmann é chamado hoje o modelo padrão da cosmologia. • Características principais: homogeneidade, isotropia (em relação a qualquer ponto) e expansão. A. A. Friedmann

19. Curvatura espacial positiva Curvatura espacial nula Curvatura espacial negativa

20. A lei de Hubble. • Em 1929 e nos anos subsequentes Hubble sistematicamente estende suas medidas de distância, e usando desvios para o vermelho medidos por Humason, coloca sobre uma base firme a validade da relação que viria a se chamar Lei de Hubble Milton Humason e Hubble

21. 20000 15000 10000 5000 0 0 10 20 30 distance (Mpc) [Hubble & Humason (1931)] A lei de Hubble. [Hubble (1929)]

22. Kolb

23. A lei de Hubble

24. Onde está o centro do Big-Bang?

25. A lei de Hubble Não há centro do Universo

26. Para “onde” estão as galáxias se expandindo?

27. As galáxias estão se expandindo para o espaço vazio? Não Sim

28. O que quer dizer “distância” para as distâncias das galáxias? • As diversas definições de distância não coincidem em relatividade geral • Desse modo é preferível usar o redshift • Por exemplo, distância usada na lei de Hubble é a distância - luminosidade = Energia / unidade de tempo DL x (1 + z), x é a “distância co-movente” do objeto

29. Mais Distante =Maior Redshift z=z1 z=z2 z=z3 z=0 z=z3 z=0 z=z2 z=z1

30. A Máquina do Tempo • Em uma observação astronômica, sempre estamos olhando o passado • Quando observamos Andrômeda (M31), vemos algo que ocorreu 2 milhões de anos atrás • Porém, compare isso com a Idade do Universo ~ 13 bilhões de anos. • No caso de quasares (objetos bem distantes), estamos olhando para um passado com mais de 2 bilhões de anos  Cosmologia e evolução de galáxias

31. Cosmology “Double Helix” – Space and Time

32. Descoberta da Radiação de Fundo Cósmica(1965)

33. Erro das medidas Curva de corpo negro da radiação cósmica, 2,725 K

34. RADIAÇÃO DE FUNDO CÓSMICA “3 º Kelvin” Mapa do satélite COBE Flutuações de centésimos de milésimos de grau: 0,000001 ºK

35. São Paulo, quarta-feira, 04 de outubro de 2006 Medida do eco do Big Bang dá Nobel a dupla dos EUA Larry Downing/Reuters John Mather e George Smoot produziram a 1ª imagem da infância do UniversoMedição pioneira foi feita com o satélite Cobe, lançado em 1989, e ajudou a explicar como o cosmo evoluiu e como a matéria se distribui

36. CLAUDIO ANGELOEDITOR DE CIÊNCIA Dois cientistas norte-americanos ganharam ontem o Prêmio Nobel de Física por algo aparentemente trivial: eles fizeram a foto de um bebê. Um feito na verdade impressionante, quando o bebê em questão é o Universo e a imagem, uma confirmação da teoria do Big Bang -a explosão primordial que deu origem a tudo.John C. Mather, pesquisador do Centro Goddard de Vôo Espacial, da Nasa (agência espacial dos EUA) e George Smoot, professor da Universidade da Califórnia em Berkeley, dividirão a bolada de 10 milhões de coroas suecas (R$ 2,9 milhões) concedido pela Real Academia de Ciências da Suécia "por sua descoberta da forma de corpo negro e da anisotropia da radiação cósmica de fundo".Em bom português, o que eles fizeram foi mapear um tipo de emissão em microondas considerado o "eco" do Big Bang, a chamada radiação cósmica de fundo. Mather determinou o formato dessa radiação, que banha todo o Universo. Smoot descobriu que ela se distribui de maneira irregular pelo cosmo, com diferenças de centésimos de milésimo de grau Celsius na temperatura. Foi essa irregularidade (a tal anisotropia) que determinou que a matéria no Universo esteja concentrada em galáxias, planetas e seres humanos, como você. Sem esses grumos cósmicos, a matéria estaria espalhada de maneira uniforme por aí - o que seria péssimo para os interesses dos seres vivos.

37. As observações da dupla foram feitas com o auxílio do satélite Cobe, da Nasa, lançado em 1989, e seus resultados foram anunciados em 1990.Os dados mostram como era o Universo na primeira infância, cerca de 380 mil anos após o Big Bang. Se o cosmo fosse uma pessoa de meia-idade, a imagem do Cobe mostraria o momento em que ele tinha apenas dez horas de vida."A descoberta inaugurou a era de ouro da cosmologia", disse Michael Turner, astrônomo da Universidade de Chicago."Com eles, a cosmologia deixou de ser uma ciência puramente especulativa", disse Ivone Albuquerque, física da USP que trabalhou com Smoot.Na época do anúncio dos resultados do Cobe, o físico pop-star britânico Stephen Hawking foi mais longe: "É a maior descoberta do século, senão de todos os tempos"

38. Satélite COBE

39. Satélite WMAP

40. Resultados do WMAP

41. Satélite Planck

42. Órbita do Satélite Planck

43. WMAP Anisotropy MAP 1 2 3 1  curvatura do Universo; 2  densidade bariônica; 3  densidade da matéria escura

45. A Receita do Universo

46. O Universo é peso pesado? • Equações da Relatividade Geral • Suposições: • Universo homogêneo • Universo isotrópico • Densidade crítica: c = 3H02/8G c= 2.3x10-30 g/cm3 (1.4 átomos de H por m3) para H0= 70 km/s/Mpc • Parâmetro de densidade: = /c  < 1 espaço hiperbólico (expansão)  = 1 espaço plano (estatico)  > 1 espaço esférico (Big Crunch)

47. Do que é feito o Universo?Falta alguma coisa:Matéria Escura • Matéria luminosa: • Estrelas • Gás • Evidências da matéria escura: • Curvas de rotação de galáxias • Dispersão de velocidades em aglomerados de galáxias • Lentes gravitacionais • Halos quentes em raios-X

48. Curvas de Rotação de Galáxias • Galáxias espirais: Lei de Kepler: GM/r2=v2/r • Ao se englobar a massa visível, a velocidade decresceria • Mas a curva de rotação é plana! alo Escuro • Massa escura = 10 × massa luminosa

49. Aglomerados de Galáxias • Primeira Evidência (Zwicky 1933) • Teorema do Virial 2KE+PE=0 onde KE=1/2M<V2> PE=GM<1/R> • Massa escura = 60 × massa luminosa

50. Lentes Gravitacionais • Aglomerados de galáxias e galáxias como lentes • Um efeito da Relatividade Geral • Medida mais direta da massa • Telescópios cósmicos